Evolution de la nébuleuse protosolaire : du gaz aux premiers grains

Colloque de l’Académie des sciences
Remontez le temps pour comprendre comment en plusieurs millions d’années, de simples gaz ont formé des planètes. Guy Libourel, François Robert, Gérard Manhès et Anne Dutrey nous font part des dernières connaissanaces à ce sujet. Voici la deuxième émission d’une série de quatre dédiée à la formation du système solaire.


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Référence : COL234
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Date de mise en ligne : 6 août 2007



Origine des premiers solides dans les nébuleuses

Guy Libourel, Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS) et Ecole nationale supérieure de géologie, Vandoeuvre-lès-Nancy.

Depuis Urey (1952), la variabilité des compositions des corps planétaires de notre système solaire est interprétée comme le résultat d’un processus de condensation (nucléation et croissance de grains à partir d’un gaz) généralisé du gaz nébulaire primordial au sein de la nébuleuse protosolaire. Même si, à l’heure actuelle, certains modèles remettent en cause ces variations chimiques héliocentriques, il n’en reste pas moins que les processus de condensation demeurent les seuls susceptibles d’expliquer la nature des premiers matériaux formés dans notre système solaire (comme par exemple les inclusions réfractaires) ainsi que la diversité minéralogique et chimique des météorites les plus primitives. Ces mêmes processus de condensation gaz-solide sont également invoqués pour expliquer la formation de la poussière interstellaire à partir des émissions des géantes rouges ou des supernovae, poussière qui, on le sait, joue un rôle fondamental dans la physique (transfert de chaleur) et la chimie du milieu interstellaire ainsi que la formation des étoiles. Nous présenterons ici les avancées récentes de ce vaste domaine en mettant l’accent sur l’apport des techniques expérimentales.

Supernova dite de Kepler
Supernova dite de Kepler
Une supernova est une explosion gigantesque d’étoile, avant que celle-ci ne s’éteigne

La matière organique des météorites

François Robert, Muséum national d’histoire naturelle Paris

Les météorites carbonées renferment un polymère organique insoluble dont la structure moléculaire a été déterminée ces dix dernières années en confrontant les résultats de nombreuses techniques analytiques. La taille des unités aromatiques et leur taux de substitution, la longueur des chaînes aliphatiques et leur ramification, la spéciation de l’azote, du soufre et de l’oxygène, la composition isotopique de l’hydrogène à l’échelle de la liaison chimique, la place des gaz rares dans l’architecture moléculaire, la distribution des radicaux et des di-radicaux à l’échelle moléculaire, signent les conditions de cette organo-synthèse autour du soleil en formation.

Chronologie à l’aide des radioactivités de courte et longue période

Gérard Manhès, Institut de physique du globe de Paris

Mesurer la radioactivité des roches extraterrestre permet d’établir le temps nécessaire pour que le gaz passe à l’état de grains (planétésimaux) Cela va de 15 ,9 millions d’années à 109 millions d’années. Mais encore faut-il pour cela déterminer un âge absolu !

Depuis une vingtaine d’années, on sait établir l’âge des météorites, grâce au rapport isotopique des roches :
- 2 millions d’années sont nécessaires à la formation des chondrites
- Il faut attendre jusqu’à 100 millions d’années pour que les accrétions de chondrites forment des planètes.

Actuellement, on cherche à valider et interpréter leur âge radiométrique. Les chercheurs attendent beaucoup des missions spatiales Vesta et Phobos… (2009-2012).

Quelques roches extraterrestres témoins :
- CV3 Allende
- CI Orgueil
- Météorite de fer Toluca

CV3 Allende
CV3 Allende
Les météorites du groupe CV représentent 18 % des chondrites carbonées et sont particulièrement riches en inclusions réfractaires les CAI (Calcium Aluminium Inclusions) ; elles apparaissent comme des petites tâches blanchâtres et sans forme définie.
CI Orgeuil
CI Orgeuil
Les météorites de ce groupe (CI) contiennent beaucoup de volatils (masse de 3 à 5% de carbone) et de minéraux hydratés (entre 17 % et 22 % en masse d’eau) ; l’olivine comme le pyroxène sont presque totalement altérés en serpentine.
Météorite de fer Toluca
Météorite de fer Toluca
La météorite de Toluca a été trouvée en 1776 dans la région de Xiquipiluo au Mexique. Elle est composée essentiellement de fer et de nickel.

Durée de vie des disques autour des étoiles jeunes

Anne Dutrey, Observatoire de Bordeaux (OASU/L3AB/ERA), Floirac

Les disques de gaz et de poussières orbitant autour des étoiles de type T. Tauri (qui sont les précurseurs des étoiles de type solaire) sont des laboratoires uniques pour tenter de comprendre les processus de formation des planètes. Anne Dutrey présente les contraintes apportées par l’observation du gaz et des poussières dans ces objets lointains sur les processus de formation planétaire en insistant plus particulièrement sur la durée de vie des disques.

Galaxie spirale vue de profil ESO 510-G13
Galaxie spirale vue de profil ESO 510-G13
Sur l’image du télescope spatial Hubble, le disque entoure le bulbe de la galaxie. Celle-ci absorbe lentement sa cousine. Dans quelques millions d’années, étoiles, gaz et poussière auront fusionné sous l’action des forces de marées.

Ecoutez !
- la première émission sur la naissance du système solaire
- la troisième émision consacrée au passage des planétésimaux aux planètes
- la quatrième émission sur les missions spatiales à venir






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